별의 수명주기는 무엇입니까?

별은 주로 수소로 만들어진 성간 가스 구름으로 시작합니다. 결국, 작은 밀도 차이로 인해 구름이 중력 우물을 생성하기 시작하여 다른 입자를 더 가깝게 끌어 당겨 응축시킵니다. 시간이 지남에 따라, 이러한 압축 과정은 프린지의 가스에 의해 공전되는 구형의 중심 구름을 생성하여, 어 크리 션 디스크 (Accretion Disk)를 생성한다.

별 탄생의 중요한 단계는 수소 융합을 시작하기에 충분한 밀도 수준을 만드는 것입니다. 핵융합은 철보다 원자핵을 더 가벼워 공정에서 에너지를 방출합니다. 응축하는 별 구름에 융합 된 첫 번째 원자는 아마도 하나의 중성자와 수소의 동위 원소 인 듀 트리움 원자 일 것이다. 기존 수소와 비교하여 부족한 점에도 불구하고 더 낮은 온도와 압력이 필요하기 때문에 먼저 시작할 수 있습니다. 원자핵의 융합은 두 원자의 전자 껍질에 의해 야기되는 정전기 반발 때문에 달성하기 어렵다.

별 구름의 듀륨이 발화하여 엄청난 양의 에너지를 방출하기 시작하면 주변 수소가 융합되기 시작하고 천체가 진정한 별이 될 때까지는 시간 문제입니다. 수십만도 이상의 핵심을 가진 유아 별은 종종 몇 년 동안 가장 활력이 넘치는 몸입니다.

우리 몸이 만들어지는 대부분의 원자는 항성 핵 합성이라는 과정에서 원자핵의 융합에 의해 합성되었습니다. 수소 이외의 대부분의 원자는 이러한 방식으로 형성됩니다.

별의 미래와 수명은 질량에 달려 있습니다. 대부분의 별들은 대부분의 수명을 메인 시퀀스 (Main Sequence)라고 부르며 에너지 반응에 가벼운 핵을 융합시킵니다. 그들이 수소를 모두 융합하기 시작하면 별들은 에너지를 잃기 시작합니다. 태양보다 0.4 배나 그 이하인 별의 경우 중력 붕괴가 발생합니다. 별은 균질 한 붉은 왜성으로 바뀌며 다시는 요소를 융합시키지 않습니다.

약 10 배까지 태양 질량의 0.4 배에 달하는 별의 경우, 핵융합 과정이 계속되면서 헬륨이 별의 핵심에 모이기 시작합니다. 헬륨은 쉽게 융합되지 않으므로 그냥 매달립니다. 밀도가 높아지면 수소가 그 위의 층에서 매우 강하게 밀려 남은 수소의 융합을 촉진하고 별을 1,000 ~ 10,000 배 밝게 만듭니다. 이것은 지구가 태양을 공전하는 거리와 비슷한 반경을 가진 적색 거인을 생성합니다. 붉은 거인이 연료를 소비하면 격렬하게 무너집니다. 함께 문지르는 물질의 전단력은 엄청난 양의 에너지를 방출하여 초신성 폭발을 일으 킵니다. 초신성은 우주에서 가장 활기찬 현상 중 하나이며, 별의 장엄한 삶에 적합합니다.